Rotacja Galaktyki

• Ponieważ w płaszczyźnie dysku galaktycznego wystepuje dużo ciemnej materii, która przesłania światło gwiazdy, łatwiej badać rotacje Galaktyki na falach radiowych.
• W dysku Galaktyki występuje wiele obłoków neutralnego wodoru H I, promieniującego na fali 21 cm. Obserwacja przesunięć dopplerowskich tego promieniowania pozwala odtworzyć ruch obrotowy dysku na różnych odległościach od środka.
• Okazuje się, że w Galaktyce występuje rotacja różniczkowa
• Rozkład prędkości w zależności od odległości od centrum odbiega znacznie od rozkładu, którego możnaby oczekiwać, gdyby większość masy Galaktyki była skupiona wewnątrz orbity Słońca
• Tę brakującą, niewidoczną masę przypisujemy tzw. ciemnej materii, która może być zawarta w sferycznym obszarze, znacznie większym niż halo Galaktyki
• Całkowitą masę Galaktyki można oszacować z III prawa Keplera, rozpatrując ruch wybranej gwiazdy po orbicie kołowej o promieniu $R$, dokonującej pełnego obiegu w czasie $P$:
  
  $$\mathfrak{M}_G=R^3/P^2,$$
  
  
  gdzie $\mathfrak{M}_G$ to masa Galaktyki, zawarta wewnątrz orbity o promieniu $R$ -- masę samej gwiazdy, jako znikomo małą, pominięto.
• Stosując tę zależność dla Słońca ($R=3\cdot10^5$ l.św., $P=2.5\cdot10^8$ lat) dostajemy $\mathfrak{M}_G\approx 10^{11} \mathfrak{M}_{\odot}$ ( $\mathfrak{M}_{\odot}$ -- masa Słońca)
• Dla gwiazdy w odległości dwa razy większej, której prędkość orbitalna jest zbliżona do prędkości orbitalnej Słońca (okresy obiegu $P$ są więc prawie takie same), masa będzie ok. $2^3=8$ razy większa
• masę całej Galaktyki szacujemy na $10^{12} \mathfrak{M}_{\odot}$